 
Un télescope utilise une formule optique qui, par la forme et la disposition des miroirs, cherche à obtenir des images de la meilleure qualité possible, tant en finesse qu'en luminosité, pour révéler le maximum de détails.
On distingue deux type de télescopes :
- le télescope réflecteur
- le télescope catadioptrique
Le premier emploie des miroirs pour collecter et focaliser la lumière sur l'oculaire (comme ceux de type Newton), alors que le second type se voit adjoindre une lentille mince, la lame correctrice, disposée à l'avant du tube pour accroître le champ visuel (utilisé notamment par la formule Schmidt-Cassegrain).
La lunette Astronomique
Une lunette astronomique est un instrument optique qui permet d'augmenter la taille apparente et la luminosité des objets du ciel lors de leur observation.
Équipée d'un redresseur d'image (véhicule ou prisme) elle se comporte alors en lunette d'approche : on la nomme lunette terrestre ou longue-vue marine.
Composition
Une lunette est composée d'un objectif et d'un oculaire disposés de part et d'autre d'un tube fermé. Le tube peut être fixe ou télescopique comme dans le cas des longues-vues de marine. L'oculaire se situe, comme l'indique son nom, du côté de l'œil, et il est de petite dimension. L'objectif se situe de l'autre côté, et est généralement de plus grande dimension que l'oculaire.
Ces premières lunettes d'approche, terrestre ou astronomique, ont possédé un objectif convexe et un oculaire concave (voir description de René Descartes plus haut) dû au principe de hasard de leur invention par des lunetiers. Les plus récentes (voir description plus bas) possèdent objectif et oculaire convexes. Malgré l'Histoire, les deux systèmes conservent chacun leurs avantages :
- oculaire concave : image droite permettant l'usage en longue-vue terrestre et raccourcissement de la longueur du tube par rapport à la focale de l'objectif. L'assemblage de deux petites de ces lunettes crée l'appareil dit jumelles de Galilée (usage au théâtre vu les faibles performances).
- oculaire convexe : retournement de l'image (haut et bas) et allongement par rapport à la longueur de la focale de l'objectif. L'usage en lunette astronomique n'est pas gênée par ces conséquences (ni haut ni bas dans le ciel, monture mécanique pour supporter le système). Par contre, l'usage marin ou terrestre a imposé un tube télescopique et un système optique de redressement de l'image, dit véhicule composé d'un doublet ou d'un nombre pair de prismes (qui plient, raccourcissent l'encombrement) dans le cas de la lunette à prismes ou des jumelles dite de marine.
On peut faire une lunette simple avec deux loupes. Une grande, à foyer assez lointain servant d'objectif, et une petite, à foyer rapproché servant d'oculaire. En effet, l'objectif et l'oculaire sont deux systèmes optiques convergents, c'est-à-dire qu'ils concentrent (focalisent) les rayons lumineux, à la manière d'une loupe. Ces deux systèmes convergents ont comme caractéristiques principales le diamètre et la distance focale. La distance focale est la distance entre le centre du système optique convergent (par exemple le centre de la lentille d'une loupe) et le foyer (le point où des rayons lumineux provenant de l'infini convergent).
Type Newton
Ce type de télescope a été mis au point par Isaac Newton. Il utilise un miroir primaire parabolique et un miroir secondaire plan. C'est le montage le plus ancien, il est utilisé actuellement dans beaucoup de constructions d'amateurs en raison de son coût modique. D'une manière plus générale, c'est le miroir secondaire plan, incliné à 45°, qui caractérise le montage Newton (qui peut être décliné sur d'autres types de télescope) ; il permet de renvoyer l'image focale à 90° de l'axe optique près de l'ouverture du tube, ce qui rend la position d'observation plus confortable. Les miroirs paraboliques génèrent une aberration optique, dite de coma ; elle déforme les étoiles en bord de champ, ce qui réduit le champ utile.
Avantages
La fabrication des miroirs paraboliques de moyen diamètre (40-60 cm) est beaucoup plus simple et à la portée d’un amateur éclairé contrairement à la fabrication d'une lentille de diamètre équivalent. La réfraction due à l’instrument est nulle. Pas d’aberration chromatique contrairement à une lentille simple. Pour obtenir les mêmes résultats avec un instrument réfracteur, il faut utiliser des verres très spéciaux et souvent chers (doublets achromatiques, triplet fluorite).
Inconvénients
Un Newton présente une aberration que l’on appelle la « coma » (coma : chevelure, les étoiles en bord de champ ne sont plus des points) ou encore l'aigrette. Ceci limite la qualité sur les bords du champ des télescope très ouverts.
Le secondaire obstrue le champ visé et, en plus l'araignée qui le supporte, crée des figures de diffractions gênantes (mais qui permettent une bonne mise au point !), fait perdre un peu de la lumière par comparaison entre une lunette de la même ouverture, mais surtout diminue le contraste.
Ceci peut être caractérisé par l’obstruction, le quotient du diamètre du miroir secondaire par le diamètre du miroir primaire, généralement exprimée en pourcentage. En pratique on ne dépassera pas 20 % pour du visuel et 30 % pour la photographie. En deça de 20 %, la baisse de contraste est négligeable. On dit souvent qu'un miroir de 200 mm avec 20 % d'obstruction est égal à une lunette apochromatique de 160 mm, un 300 mm avec 30 % à une lunette apo de 210 mm etc. Cette règle est bien confirmée par les courbes de FTM.
Type Cassegrain
Télescope de type Cassegrain
Il a été proposé au XVIIe siècle par le prêtre et physicien français Laurent Cassegrain. C'est le prototype des systèmes à deux miroirs concave/convexe. Il est composé d'un miroir primaire concave parabolique et d'un miroir secondaire convexe hyperbolique. Dans le montage Cassegrain, contrairement au montage Newton, le miroir primaire est percé en son centre et l'observateur se place derrière celui-ci. Le Cassegrain présente à ouverture identique la même coma que le Newton, ce qui limitera en théorie le champ de netteté. Néanmoins ce type de télescope sera peu ouvert (F/15-F/30) et en pratique cela ne constituera pas une limitation. Compte tenu du primaire qui est parabolique comme le Newton, celui-ci pourra être aussi utilisé en Newton s'il n'est pas trop ouvert (F/4), ce qui en fait un instrument potentiellement généraliste.
Contrairement au télescope de Newton, le miroir primaire est percé en son centre et les axes optiques des deux miroirs coïncident. L'image formée peut donc être perçue par un observateur, un capteur CCD (etc.) placé derrière le télescope et non sur le côté comme dans le télescope de Newton.
Type Schmidt-Cassegrain
Télescope de type Schmidt-Cassegrain
C'est une variante du type Cassegrain, très appréciée parmi les amateurs, qui utilise un objectif catadioptrique. Ce montage hybride reprend le principe du miroir primaire sphérique en l'associant à une lame de Schmidt pour corriger l'aberration de sphéricité. C'est un instrument polyvalent et qui fournit des images lumineuses et nettes sur la quasi totalité du champ. Il a l'inconvénient d'être très coûteux en raison de la difficulté à concevoir les lames de Schmidt.
Le télescope Schmidt-Cassegrain est un dispositif optique de type catadioptrique, composé de deux miroirs, un miroir primaire concave et sphérique et un miroir secondaire convexe hyperbolique, ainsi que d'une lentille appelée lame de Schmidt. Il s'agit d'une évolution du dispositif réflecteur proposé en 1672 par Laurent Cassegrain, développée en s'appuyant sur la chambre de Schmidt développée par Bernhard Schmidt en 1931.
De conception proche du télescope de type Cassegrain, le télescope Schmidt-Cassegrain présente toutefois quelques particularités notables :
- le miroir primaire parabolique sur le télescope de Cassegrain devient un miroir sphérique, plus simple et moins coûteux à fabriquer ;
- pour corriger les aberrations sphériques engendrées par le miroir primaire, une lame de Schmidt est placée en entrée du télescope.
Type Maksutov-Cassegrain
Ressemblant beaucoup à son homologue Schmidt, le Maksutov est toutefois pourvu d’un rapport focal plus important, ce qui l’amène à se spécialiser d’avantage dans l’observation planétaire.
Sa conception : La lumière entre par une lentille correctrice, qui sert à corriger les aberrations sphériques du miroir primaire. D’une manière générale, son système optique ne diffère pas de celui du Schmidt, et conserve les mêmes avantages et inconvénients.
Télescope Ritchey-Chrétien
Le Cassegrain donne une image dépourvue d'aberration sphérique ; le Ritchey-Chrétien inventé vers 1910, grâce à un primaire et un secondaire hyperbolique, donne une image focale également dépourvue de coma. Il reste alors l'astigmatisme et la courbure de champ, laquelle s'annule si les courbures primaires et secondaires sont égales et opposées. Compte tenu de ses qualités, c'est la formule optique la plus utilisée dans les observatoires professionnels modernes, formule à laquelle est associé généralement un correcteur de champ en quartz plus ou moins complexe afin de corriger les aberrations résiduelles.
Les quatre télescopes principaux de 8,2 mètres de diamètre du Very Large Telescope (VLT) utilisent cette configuration optique, de même que le Télescope spatial Hubble.
Télescope de Schmidt
Télescope de Schmidt de 2 m (télescope Alfred-Jensch Tautenburg, Thuringe, Allemagne
La chambre de Schmidt est une chambre photographique de grande ouverture conçue pour l'astrophotographie. Elle est basée sur un miroir primaire sphérique et une lame déformée spécialement réalisée pour compenser l'aberration sphérique . La luminosité des prises est exceptionnelle grâce à un rapport f/D très faible (environ f/2).
Son rapport d'ouverture la rend parfaitement adaptée pour la photo à grand champ, mais il faut compenser l'image focale qui est une portion de sphère ; elle a longtemps été utilisée pour les études systématiques de grandes portions du ciel. La disponibilité commerciale des capteurs CCD élargit considérablement ses possibilités. Néanmoins, sa longueur qui est égale au rayon de courbure lui fait préférer aujourd'hui d'autres formules optique plus courtes à trois miroirs, donnant un champ plan et non courbé, permettant des coupoles plus petites et plus économiques.
Télescope à rayons X
En plus de la lumière visible, des télescopes étudient également dans les rayons X. Mais en raison du fait que l'atmosphère terrestre réfléchit de tels rayons, ces instruments sont embarqués à bord de satellites.
Télescopes à miroir liquide
Une variante très particulière est le télescope à miroir liquide : la rotation d'une cuve de mercure déforme l'interface liquide-air en une paraboloïde idéale pour un coût relativement réduit. Il ne permet naturellement qu'une observation au zénith. Ce type de télescope a été imaginé dès 1850 par Ernesto Capocci, et mis en pratique par Henry Key en 1872. Un instrument de ce type avec un miroir de 6 m de diamètre a été mis en route en 2005.
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Copyright : Auteur(s) de Wikipédia
Source : Télescope sur Wikipédia
Licence: GFDL
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